La Tierra era plana porque así la veía el hombre

Annia Domènech / 25-07-2003

En un tiempo lejano, anterior al de los padres de nuestros padres e incluso al de sus abuelos, el hombre vivía convencido de ser muy importante y de estar por encima de otros seres, que le debían obediencia. El perro, el burro, la vaca, el árbol, la vid... todos ellos trabajaban para él. Allí arriba, en el cielo, una estrella giraba alrededor de su planeta para darle luz y calor.
Un día, uno de entre ellos se atrevió a afirmar que el orden de las cosas no era exactamente como creían, que eran una pieza más en un inmenso juego de ajedrez. Y fue atacado y marginado. Pero la nueva visión se fue expandiendo poco a poco...

Hasta el siglo XVII, la cultura judeocristiana defendía que el espacio exterior era inmutable y eterno y la Tierra su centro, creencia derivada del homocentrismo. Opuesto a ello, actualmente la ciencia sabe que el hombre no es la cumbre de ningún proceso; que la Tierra, como los demás planetas del Sistema Solar, gira alrededor del Sol; que en el interior de la Vía Láctea, nuestra galaxia, el Sol es una estrella cualquiera, más bien pequeña; que dentro del Universo la Vía Láctea es una galaxia más... Los avances científico-tecnológicos desvelan una creciente complejidad del Universo a la par que una mayor insignificancia del ser humano y su hábitat. Tanto es así, que incluso hay quien considera el término Universo inapropiado para referirse, como hasta ahora, a la totalidad, equiparada a aquello que el hombre podría llegar a conocer mediante los instrumentos. Como alternativa, se sugiere que se podría llamar Cosmos a la extensión completa de espacio y tiempo, que posiblemente jamás sea abarcable por el hombre, y limitar el término Universo a la zona que se observa por el telescopio.

Y resultó que el hombre junto con todo lo que tenía a su alrededor y veía a lo lejos procedía del contenido de una misma caja que, al ser abierta, había liberado multitud de entes que se habían distribuido por doquier. Y se habían juntado y separado y habían viajado y cambiado de forma y adquirido nuevas propiedades y perdido las viejas. Algunos eran más abundantes que otros. Lo que más le disgustó al hombre fue saber que tenía el mismo origen que cualquiera de aquellos a los que miraba como inferiores y que su aparición sobre la Tierra no había sido la finalidad de nada, sino el resultado de un curso de las cosas que podría haber sido diferente.
En el principio más remoto que la mente humana concibe, hace cerca de 15.000 millones de años, el Universo se caracterizaba por una densidad extrema y un volumen ínfimo. Entonces ocurrió el Big Bang, la gran explosión, y empezó su expansión y consecuente enfriamiento, todavía en curso. En este proceso, no son los objetos los que se alejan unos de otros, sino el mismo espacio el que se dilata arrastrándolos en un fenómeno parecido al que se observa al inflar un globo moteado: las manchas se alejan entre sí cuando se estira la goma.
Una diezmilésima de segundo después del Big Bang, el Universo era una bola de fuego a un billón de grados Kelvin donde la radiación se convertía continuamente en materia y viceversa. Posteriormente, en la etapa de radiación, la materia y la antimateria se aniquilaron y sólo quedó la pequeña diferencia entre materia y antimateria, que es una diez mil millonésima parte de la materia inicial. Esta mínima parte es la que hoy forma todo lo que existe.
Pasados unos trescientos mil años, la temperatura había descendido a cinco mil grados. Al enfriarse el Universo, los procesos de transformación se ralentizaron.
La materia, en forma de plasma, contenía núcleos de H o protones (H+; de carga positiva), el elemento químico más sencillo y abundante, núcleos de He, resultado de la combinación de protones y neutrones (de carga neutra), y electrones (de carga negativa). Llegó un momento en que la radiación no era lo bastante energética para romper los átomos que acababan de constituirse y aparecieron los primeros átomos neutros con la incorporación de electrones a los núcleos de H o He. Cuando se formaron los átomos, la radiación quedó libre, ya no era absorbida; es la que actualmente se observa y que se denomina radiación de fondo. Desde entonces, en el Universo ha habido una proporción de tres cuartas partes de H por una de He de un modo casi constante.
Los átomos de H que hay en la Tierra son los mismos que se fraguaron en los inicios. En ese momento, la probabilidad de que un protón llegara a formar parte de un hombre o incluso de cualquier ser vivo, animal o vegetal, terrestre era casi despreciable en razón de las cantidades nimias que han acabado en la Tierra en comparación con el resto de los planetas o el conjunto del Universo y de que, también, la mayoría de la masa del Planeta Azul no es animada.
Además, la evolución, un proceso de selección natural en el que concurren múltiples factores y que puede ser cortado en cualquier momento por un cambio en las condiciones del entorno, podría haber tomado senderos diferentes que no hubieran conducido al H+ a constituir un ser vivo. Pero ésta es otra historia.

En dicho curso de las cosas, todos los cambios, desde los más pequeños a los mayores, tenían lugar gracias a forzudos que tiraban de un lado o empujaban por el otro. No todos los forzudos eran iguales: unos preferían juntar trozos, otros separarlos; unos preferían jugar con lo menor, otros con lo grande... Tardaron mucho, mucho tiempo, en formar cualquier objeto celeste de los que el hombre pudiera ver con su telescopio y todavía mucho más en generar las condiciones necesarias para que la vida empezara a andar en el Planeta Azul y, quizás, en otros lugares.
La materia en el Universo no está distribuida al azar sino que se organiza de forma jerárquica, desde núcleos de átomos hasta grupos de galaxias, y, asimismo, se influencia mutuamente por diversos tipos de fuerzas. El protón errante tenía diversas posibilidades y vagaría mucho antes de establecerse, sólo temporalmente.
La vida del ser humano es insignificante en comparación con el tiempo que rige el Universo. Lo que para el hombre es una eternidad para el Universo es un segundo. A esta escala, todo es relativo y nunca se puede afirmar que un lugar sea el emplazamiento final de nada. La materia se transforma y se mueve continuamente.
El abismo temporal entre la vida en la Tierra y en el espacio es un problema para el estudio astrofísico. No se puede observar en paralelo cómo cambia el Universo, por tanto se hacen muestreos de objetos iguales en varios momentos de su existencia y se piensa en los pasos intermedios. Es como si un agricultor sólo pudiera ver un día cómo crece el maíz en una plantación con ejemplares de edades diferentes.
Asimismo, en el estudio del Universo es determinante la presunción de que las leyes físico-químicas válidas en la Tierra también lo son en el espacio exterior. Si no fuera así, difícilmente se podrían comprender los procesos cósmicos. Indefectiblemente, el hombre ve el Universo reflejado en el espejo de su idiosincrasia.
En la naturaleza, existen cuatro fuerzas básicas: gravitatoria, electromagnética, nuclear fuerte y nuclear débil.
La gravedad, la fuerza más débil, fue descrita por primera vez por Newton en su Teoría de la Gravitación Universal y después por Einstein en la Relatividad General. Probablemente la fuerza más reconocida –quién no ha visto caer una fruta del árbol- es la habilidad de todos los cuerpos materiales de atraerse mutuamente y es directamente proporcional al producto de sus masas e inversamente al cuadrado de la distancia entre ellas. Como es una fuerza siempre del mismo sentido, de atracción entre masas, es la más importante en el macrocosmos: en estrellas, planetas y galaxias.
El electromagnetismo es la fuerza, transmitida por fotones, que actúa sobre todas las partículas cargadas. Al tener dos sentidos -atrae o repele según el signo de las cargas- a grandes distancias se anula, lo que conlleva que domine en el mundo microscópico. Fue definida a finales del s. XIX, cuando Maxwell demostró que la electricidad y el magnetismo eran dos manifestaciones del mismo fenómeno.
La fuerza nuclear fuerte es atractiva, mantiene unidos los protones y neutrones de un núcleo atómico, y hace posible la existencia de átomos pesados; la débil es la responsable de algunos tipos de radioactividad, por ejemplo de la desintegración de un neutrón en un protón, un electrón y un neutrino. Ambas afectan a las partículas elementales; lo que repercute necesariamente en los grandes cuerpos. En el centro de una estrella, la fusión de H en He es el inicio de la generación de elementos cada vez más pesados y las reacciones nucleares originan la radiación que emite.

Entre las estructuras que se fueron formando gracias a los forzudos, las más espectaculares fueron unas grandes que iluminaban todo su entorno. Como cualquier candela, no siempre producían la misma luz. Al principio, la llama no prendía fácilmente y la luz era tenue. Después, durante mucho tiempo producían una luz fuerte, acogedora, que o bien se extinguía poco a poco o bien con una grandísima explosión. Cuando morían, esas velas liberaban a los entes, que empezaban otra vez su periplo.
Una estrella es una esfera de gas generada a partir de la materia interestelar de nubes moleculares, que son zonas con una concentración de partículas superior a la del medio. Estas nubes, frías y extensas, contienen moléculas de H gaseoso, de CO2 y polvo microscópico formado de carbono, silicatos y agua helada. En general, la composición de los objetos estelares generados al principio variaba poco.
En una estrella, el gas no se dispersa en el espacio disponible como ocurriría en la Tierra; esto es debido a que su masa es lo suficientemente grande como para generar un campo gravitatorio que lo cohesiona, contrarrestando la tendencia gaseosa hacia el exterior. La existencia de una estrella es el resultado de la lucha entre la fuerza de la gravedad, compresora de la materia, y la presión del gas que se opone.
La radiación ultravioleta de estrellas vecinas influye en la formación estelar con dos efectos opuestos. Por un lado, puede desmembrar la estrella en ciernes, dando lugar a cúmulos estelares y sistemas múltiples. Por el otro, contrae la materia facilitando el ensamblaje estelar. Lo más habitual es que se originen estrellas dobles, en más de la mitad de los casos; el resto son estrellas solitarias y sistemas múltiples.
Una estrella produce energía por reacciones de fusión en su centro. Esta energía se traslada continuamente a su superficie donde se libera como radiación. Cuando las estrellas han agotado el combustible y llegan al final de su vida, devuelven materia al medio interestelar. Según la masa de la estrella, el tiempo de vida difiere, así como el tipo de elementos y la cantidad que expulsan al morir.
Las estrellas masivas tienen una vida más corta porque queman el combustible mucho más rápidamente. Primero queman H, el elemento mayoritario. Una vez consumido, su temperatura interna aumenta lo que permite que empiece la combustión del He que, al ser más pesado, produce menos energía; esto conlleva que se agote pronto para obtener el mismo rendimiento. En las etapas sucesivas, se consumen C, O y Si, que se transforma en un núcleo de Fe. Se apaga la estrella y se colapsa, se produce una gran explosión (supernova) que desprende la mayor parte de la masa, se liberan elementos muy pesados al medio y genera mucha energía. El núcleo restante se transforma en una estrella de neutrones o en un agujero negro.
En una estrella de poca masa, inferior a diez soles, la fusión interna no quema todos los elementos: sólo llega a la fase del O e incluso a veces se detiene en la del H. Su interior alcanza una densidad muy elevada y la materia degenera. Se desprende de la envoltura externa, que se convierte en una nebulosa planetaria formada de hidrógeno gaseoso y polvo, con menos devolución de elementos al medio que una supernova, aunque libere más C. El núcleo de la estrella evoluciona hasta una enana blanca, cuya energía nuclear está agotada, y está en camino de convertirse en una enana negra, una estrella muy fría que ya no emite. Las nebulosas planetarias son uno de los objetos celestes más espectaculares de observar, con formas, tamaños y brillos diversos.
Las estrellas viejas contienen menos metales pesados que las jóvenes. Cada nueva generación estelar contiene más metales pesados porque incorpora los que sus antecesoras han liberado al medio. La primera generación de estrellas, formadas exclusivamente por H y He, fabricó por fusión nuclear C, O y N, que se abandonaron al espacio y ahora forman parte de la vida; los elementos radiactivos de la corteza terrestre también se originaron de este modo.
Las estrellas se agrupan en galaxias; en nuestro caso, llamada Vía Láctea. En una galaxia, la evolución química depende del número de estrellas, de los diversos tipos de masa y de la velocidad del proceso de formación estelar.
La formación del Sol ocurrió hace cinco mil millones de años, se piensa que a partir de una nube inmensa de gas y polvo de la que el Sol sería solamente resultado de una parte insignificante que colapsó por su peso dando lugar a una bola de gas caliente con un anillo de material alrededor.

Girando en torno a las luces y, en cierto modo, partiendo de ellas se juntaron polvo y rocas inmensas que terminarían dando lugar a mundos diferentes. Estos nuevos mundos contenían unos elementos u otros según cómo se habían constituido y su distancia a la candela: si estaba cerca, su superficie era un desierto; si estaba lejos, un bloque de hielo. Uno de los mundos alrededor de la candela Sol era la Tierra, que estaba a la distancia exacta para que un manto azulado de agua líquida la cubriera: el Planeta Azul.
Los planetas parecen ser en su mayor parte un subproducto de la formación de estrellas en torno a las cuales giran. No producen luz propia sino que reflejan la radiación que les llega, por ello brillan en el firmamento.
Alrededor de diversos astros, en la fase previa a la actual del Sol, se ha observado un disco de materia, denominado “disco protoplanetario”. Según el modelo más extendido de formación de planetas, la materia del disco se añade formando cuerpos cada vez mayores. Esto ocurriría porque los granos de polvo se adherirían unos a otros por electromagnetismo y al chocar entre ellos -siempre que no fuera a velocidad elevada, en cuyo caso se distanciarían- y, también, gracias a la atracción de la gravedad.
Los planetésimos resultado de estos procesos de acreción barrerían las partículas situadas cerca de ellos y aumentarían progresivamente de tamaño constituyendo los protoplanetas. Antes de ser planetas, los cuerpos permanecen en esta fase durante largo tiempo (la Tierra estuvo cien millones de años) y, cuando devienen planetas, la estrella alrededor de la cual orbitan ya ha entrado en su secuencia principal, en la que brilla mucho por la fusión nuclear del H en He.
El Sistema Solar es resultado del mismo proceso. En él, los planetas giran alrededor del Sol en el plano de la eclíptica (menos Plutón, desviado unos veinte grados), que coincide con el plano ecuatorial del Sol. Esto corrobora la hipótesis de un disco protoplanetario inicial. A su vez, el Sol rota sobre sí en el mismo sentido del giro de las órbitas de los planetas y de ellos mismos, excepto Venus, Urano y Plutón, que giran sobre sí mismos en el sentido opuesto.
Los planetas solares se dividen en terrestres y gigantes o jovianos. Los primeros – Mercurio, Venus, Tierra y Marte – son de pequeño tamaño y rocosos. Los segundos – Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno – son grandes y constituidos por gases, principalmente H y He. Plutón es el planeta de hielo y, también, el más lejano.
En la formación de un tipo de planeta u otro influyen múltiples factores. Dentro del Sistema Solar, la carencia de hielo para crecer limitó la masa de los terrestres que, debido a ello, no tuvieron la gravedad suficiente para retener gases. En cambio, los gigantes acumularon hielo rápidamente, lo que les permitió conservar mucho gas antes de que la radiación y el viento solar de la estrella precursora del Sol lo diseminara.

En esa inmensa superficie acuosa, los entes – sobre todo los llamados Carbono, Hidrógeno, Oxígeno y Nitrógeno- se encontraban cómodos y empezaron a jugar entre ellos formando grupos de diferentes combinaciones, ayudados en todo momento por la luz ultravioleta. Con el tiempo, aparecieron entes más grandes y complejos que cedían a su entorno unos productos y cogían otros. Y, todavía más tarde, las plantas que el hombre pensaba tenía a su servicio, y, después, los animales que creía eran sus subordinados y, hace poco, él mismo.
Si para conocer el Universo se utiliza la Vía Láctea; como laboratorio para elucidar los secretos de las estrellas, el Sol; para determinar el proceso de formación de planetas, los nueve miembros principales del Sistema Solar, unos objetos cuya cercanía permite su estudio y cuya lejanía dificulta que éste sea presencial; entonces, para el estudio de la vida no queda otro camino que su observación en la Tierra y la extrapolación de sus requerimientos a otros lugares. Se busca un medio líquido en el que puedan ocurrir reacciones químicas, un elemento con facilidad para formar compuestos y una fuente de energía. En el Planeta Azul, fueron respectivamente el agua, el carbono y la radiación ultravioleta los garantes de la aparición de los seres vivos.
La biosfera es el conjunto de seres vivos que habitan en la Tierra. El nombre proviene del griego: bios=vida y sphaira=bola o esfera. La “esfera de la vida”, denominada así porque cubre la Tierra como un envoltorio, no representa una parte importante del planeta cuantitativamente hablando - menos del 1% de su diámetro - pero sí cualitativamente: su capacidad de adaptación al medio y de modificarlo intercambiando con él materia y energía es inseparable del estado actual del planeta.
La vida como la conocemos está constituida mayormente por Carbono, Hidrógeno, Oxígeno y Nitrógeno. Los porcentajes de elementos químicos dentro de la materia viva son de aproximadamente un noventa y nueve por ciento de C, H y O; del cual la mitad de átomos son de H, una cuarta parte de C y la otra de O. El hombre contiene un poco más de agua -setenta por ciento de su peso- que el valor medio en la biosfera. Algunos animales acuáticos como las medusas le superan en contenido acuoso con un noventa por ciento.
El tiempo es un concepto difícil de abarcar cuando se considera la historia del Universo. En el momento cero tuvo lugar el Big Bang y hasta cerca de 15.000 millones de años después (los resultados oscilan entre 12 y 15 mil millones de años) el Universo no ha alcanzado su fase actual. En este entorno temporal cósmico, la “joven” Tierra se formó hace sólo 4.600 millones de años. La forma más primitiva de vida – procariotas anaeróbicos– apareció 700 millones de años después, un periodo de tiempo corto teniendo en cuenta el marco del Universo. El oxígeno en la atmósfera se empezó a acumular como producto residual de la fotosíntesis hace 2.500 millones de años, aunque la vida aeróbica no proliferó hasta 900 millones de años más tarde. Los mamíferos datan de hace 100 millones de años y los primeros ancestros humanos de hace 4.
Si los cerca de 15.000 millones de años de vida del Universo se concentraran en uno, el hombre habría llegado justo para la fiesta de fin de año, sólo habría vivido las dos últimas horas del 31 de diciembre, y unos meses antes su asistencia al evento no estaba asegurada... aunque gran parte de los factores que la harían posible ya existieran. Por ejemplo, todos los átomos de H que han terminado formando parte de un ser humano se fraguaron en los inicios del Universo. Lo baladí de su destino último parece evidente partiendo de lo inabarcable del Cosmos, lo intuitivo del Universo, lo perceptible pero difícilmente verificable del Sistema Solar, lo cercano pero limitado de la Tierra, lo nimio de la biosfera y la insignificancia del ser humano.

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El autor

Annia Domènech es Licenciada en Biología y Periodismo. Periodista científico responsable de la publicación caosyciencia.

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